V752 Centauri
V752 Centauri (HD 101799) é um sistema estelar múltiplo[8] e estrela variável na constelação de Centaurus. Uma binária eclipsante, sua magnitude aparente visual tem um máximo de 9,10, diminuindo para 9,66 durante o eclipse primário e 9,61 durante o eclipse secundário.[2] Sua natureza variável foi descoberta por Howard Bond em 1970.[9] De acordo com dados de paralaxe, do terceiro lançamento do catálogo Gaia, está a uma distância de aproximadamente 406 anos-luz (125,5 parsecs) da Terra.[4]
| V752 Centauri | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 11h 42m 48,08s[1] |
| Declinação | -35° 48′ 57,52″[1] |
| Magnitude aparente | 9,30[1] (9,10 a 9,66)[2] |
| Características | |
| Tipo espectral | F7/G0(V)[1] |
| Cor (B-V) | 0,58[1] |
| Variabilidade | Binária eclipsante (W UMa subtipo W)[3] |
| Astrometria | |
| Mov. próprio (AR) | -52,18 mas/a[4] |
| Mov. próprio (DEC) | -24,20 mas/a[4] |
| Paralaxe | 8,0291 ± 0,0161 mas[4] |
| Distância | 406,2 ± 0,8 anos-luz 125,5 ± 0,2 pc |
| Magnitude absoluta | 4,00 ± 0,34[5] |
| Detalhes[6] | |
| Idade | 3,84 bilhões[7] de anos |
| Primário | |
| Massa | 1,31 ± 0,07 M☉ |
| Raio | 1,30 ± 0,02 R☉ |
| Luminosidade | 2,00 ± 0,07 L☉ |
| Temperatura | 5955 ± 77[3] K |
| Secundário | |
| Massa | 0,39 ± 0,02 M☉ |
| Raio | 0,77 ± 0,01 R☉ |
| Luminosidade | 0,75 ± 0,03 L☉ |
| Temperatura | 6221 ± 81[3] K |
| Outras denominações | |
| V752 Centauri, CD-35 7392, HD 101799, HIP 57129, SAO 202729.[1] | |
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V752 Centauri é uma binária de contato do tipo W Ursae Majoris, formada por duas estrelas de classe F com um tipo espectral conjunto de F7/G0(V).[1] Individualmente, os componentes já foram classificados como F8 + F5,[10] e F8 + F7.5.[11] Com temperaturas efetivas de 5955 e 6221 K,[3] o sistema é classificado como uma variável W Ursae Majoris do subtipo W, em que a estrela primária (maior) é mais fria que a secundária; por isso, os eclipses primários são causados pela ocultação da estrela secundária.[10][3] O sistema possui um período orbital de apenas 0,3702 dias e uma separação de 2,59 raios solares. A órbita está inclinada em aproximadamente 82° em relação ao plano do céu.[6]
A combinação de dados fotométricos e espectroscópicos permitiram o cálculo preciso dos parâmetros de V752 Centauri. O componente primário tem uma massa de 1,31 vezes a massa solar, raio de 1,30 vezes o raio solar e está brilhando com 2,00 vezes a luminosidade solar. O secundário tem apenas 39% da massa solar, um raio de 77% do raio solar e luminosidade igual a 75% da solar.[6] Como as duas estrelas estão em contato, existe considerável transferência de massa da estrela secundária para a primária. Estima-se que inicialmente o componente secundário era o mais massivo, com 1,76 vezes a massa solar, enquanto o primário tinha uma massa inicial de 0,84 vezes a solar.[7] A idade do sistema é estimada em 3,8 bilhões de anos.[7] Espera-se que todas as binárias de contato eventualmente se fundam, formando uma estrela única de rotação rápida.[12]
O espectro do sistema apresenta as linhas espectrais de uma terceira estrela, que parece ser uma estrela de classe K da sequência principal. Essa terceira estrela é por sua vez uma binária espectroscópica com um período de 5,147 dias, possuindo uma companheira de menor massa que provavelmente é uma anã vermelha de tipo M. Assim, o sistema V752 Centauri parece ser formado por quatro estrelas, com dois pares binários orbitando um em torno do outro.[8] A maioria das estrelas binárias de contato possuem uma ou mais companheiras mais afastadas, e podem ter se formado por perda de momento angular devido a interações gravitacionais com essas estrelas companheiras.[13][6]
A análise da curva de luz do sistema revela que entre 1970 e 2000, o período orbital da binária eclipsante se manteve aproximadamente constante, o que indica que não havia transferência de matéria significativa. Perto do ano 2000, o período aumentou abruptamente, possivelmente acompanhado por uma pequena diminuição no brilho do sistema durante o eclipse primário.[14] Desde então, o período está aumentando a uma taxa de 0,044 segundos por ano, o que corresponde a transferência de matéria da estrela menos massiva para a mais massiva a uma taxa de 2,52×10-7 M☉ por ano. É possível que a mudança de período e o início da fase de transferência de matéria tenham sido causados por interações com a estrela binária companheira.[6]
Ver também editar
Referências
- ↑ a b c d e f g «V* V752 Cen -- Eclipsing binary of W UMa type (contact binary)». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 10 de novembro de 2017
- ↑ a b Avvakumova, E. A.; Malkov, O. Yu.; Kniazev, A. Yu. (outubro de 2013). «Eclipsing variables: Catalogue and classification». Astronomische Nachrichten. 334 (8): 860. Bibcode:2013AN....334..860A. doi:10.1002/asna.201311942
- ↑ a b c d e Barone, F.; di Fiore, L.; Milano, L.; Russo, G. (abril de 1993). «Analysis of contact binary systems: AA Ursae Majoris, V752 Centauri, AO Camelopardalis, and V677 Centauri». Astrophysical Journal. 407 (1): 237-251. Bibcode:1993ApJ...407..237B. doi:10.1086/172509
- ↑ a b c d Gaia Collaboration: Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; et al. (maio de 2021). «Gaia Early Data Release 3. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 649: A1, 20 pp. Bibcode:2021A&A...649A...1G. arXiv:2012.01533
. doi:10.1051/0004-6361/202039657 Catálogo VizieR
- ↑ Rucinski, S. M.; Duerbeck, H. W. (dezembro de 1997). «Absolute Magnitude Calibration for the W UMa-Type Systems Based on HIPPARCOS Data». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 109: 1340-1350. Bibcode:1997PASP..109.1340R. doi:10.1086/134014
- ↑ a b c d e Zhou, X.; Soonthornthum, B.; Qian, S. -B.; Fernández Lajús, E. (novembro de 2019). «V752 Cen - a triple-lined spectroscopic contact binary with sudden and continuous period changes». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 489 (4): 4760-4770. Bibcode:2019MNRAS.489.4760Z. doi:10.1093/mnras/stz2508
- ↑ a b c Yildiz, M. (janeiro de 2014). «Origin of W UMa-type contact binaries - age and orbital evolution». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 437 (1): 185-194. Bibcode:2014MNRAS.437..185Y. doi:10.1093/mnras/stt1874
- ↑ a b Schumacher, H. (agosto de 2009). «Analysis of the W UMa-type Eclipsing Binary V752 Centauri». The Eighth Pacific Rim Conference on Stellar Astrophysics: A Tribute to Kam-Ching Leung. 404: 199. Bibcode:2009ASPC..404..199S
- ↑ Bond, Howard E. (outubro de 1970). «Three Eclipsing Binaries Found Spectroscopically». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 82 (489): 1065. Bibcode:1970PASP...82.1065B. doi:10.1086/129004
- ↑ a b Sisteró, R. F.; Castore de Sisteró, M. E. (março de 1974). «Radial velocity curves of HD 101799». Astronomical Journal. 79: 391-396. Bibcode:1974AJ.....79..391S. doi:10.1086/111556
- ↑ Leung, K.-C. (dezembro de 1976). «The contact binary HD 101799». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 88: 936 - 939. Bibcode:1976PASP...88..936L. doi:10.1086/130049
- ↑ Gazeas, K.; Stȩpień, K. (novembro de 2008). «Angular momentum and mass evolution of contact binaries». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 390 (4): 1577-1586. Bibcode:2008MNRAS.390.1577G. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13844.x
- ↑ Pribulla, Theodor; Rucinski, Slavek M. (junho de 2006). «Contact Binaries with Additional Components. I. The Extant Data». The Astronomical Journal. 131 (6): 2986-3007. Bibcode:2006AJ....131.2986P. doi:10.1086/503871
- ↑ Mallama, A.; Pavlov, H. (junho de 2015). «Sudden Period Change and Dimming of the Eclipsing Binary V752 Centauri» (PDF). The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 43 (1). 38 páginas. Bibcode:2015JAVSO..43...38M
